Текст книги "Взрывающиеся солнца. Тайны сверхновых"

Автор книги: Айзек Азимов

сообщить о нарушении

Текущая страница: 5 (всего у книги 17 страниц)

КРАСНЫЕ ГИГАНТЫ

Похоже, что сегодня белые карлики – главный ключ к разгадке образования новых. Но не только они: имеется еще один тип звезд, с которым нам придется иметь дело, – тип звезд, которого тоже нет в главной последовательности.

Когда датский астроном Эйнар Герцшпрунг (1873–1967) впервые в 1905 г. разрабатывал свою главную последовательность, он обратил внимание, что существует два вида красных звезд. Один из них – тусклые, другой – очень яркие; переходного вида нет.

Красная звезда выглядит красной оттого, что имеет холодную или самое большее нагретую докрасна поверхность, в то время как звезды такого типа, как наше Солнце, раскалены добела. Температура поверхности красных звезд, очевидно, не выше 2000 °C. Можно предположить, что такие звезды на единицу поверхности дают сравнительно мало света и если б они имели размер нашего Солнца или меньше, они поневоле должны быть тусклыми. Поэтому тусклость красных звезд не вызывает удивления. Но как объяснить существование очень ярких красных звезд?

Чтобы «прохладная» звезда светила очень ярко, надо предположить, что при слабом излучении на единицу поверхности общая поверхность такой звезды огромна, гораздо больше поверхности Солнца. Яркие красные звезды имеют диаметр в 100 раз больший, чем солнечный. Поэтому такие звезды, как Бетельгейзе или Антарес, называют красными гигантами.

Уже когда была определена главная последовательность, стало ясно, что красных гигантов в ней не будет. Конечно, разумно было предположить, что красные гиганты – это звезды в процессе рождения: они медленно уплотняются под влиянием собственной гравитации и по мере этого становятся все меньше и горячее.

С течением времени красные гиганты сожмутся до «нормальных» размеров, разогреются и только тогда займут свое место в главной последовательности.

Теперь, однако, так не думают.

Ученые исследовали скопления звезд, в которых все звезды считались одного возраста, поскольку все скопление (или кластер) возникло, скорее всего, одновременно.

Астрономы поняли, что все звезды скопления эволюционировали и что, чем крупнее была звезда, тем быстрее протекала эта эволюция. Они определили массы разных звезд и имели, так сказать, серию «проб», которые указывали на разные этапы эволюции. Наиболее массивными звездами были красные гиганты, это свидетельствовало о том, что, хотя такая звезда и не принадлежала к главной последовательности, ее следовало отнести к поздней фазе, а не к ранней стадии эволюции.

Как же образуются красные гиганты?

Наиболее общее мнение таково: медленно, на протяжении миллионов и миллиардов лет, водород в ядре звезды расходуется; гелий, образующийся в результате водородного превращения, будучи плотнее, чем водород, собирается в самом ее центре. Синтез водорода продолжается во внешнем слое этого все растущего гелиевого шара в центре звезды.

А теперь, пожалуй, сконцентрируем наше внимание именно на гелии.

По мере того как гелий сгущается силой своего собственного веса, гелиевый шар становится все меньше, плотнее и горячее. Постепенно в нем развиваются температуры и давление, достаточные для того, чтобы начался «синтез гелия». Ядра гелия, вступая в комбинации друг с другом, образуют более сложные ядра углерода, азота и кислорода.

При этом случае звезде сообщается тепло сверх и помимо того тепла, что выделяется в процессе синтеза водорода, продолжающегося вокруг гелиевого шара. Это приводит к чрезвычайному перегреву и громадному вздутию наружных слоев звезды, гораздо более сильному, чем у нормальной звезды, живущей всецело за счет водородного синтеза.

Можно считать, что именно в этот момент звезда расстается с главной последовательностью.

По мере расширения внешние слои остывают до красного свечения, но расширение поверхности с лихвой восполняет эту потерю излучения, т. е. если диаметр звезды увеличивается в 100 раз, то площадь ее поверхности увеличивается в 100X100=10 000 раз, и, значит, несмотря на более холодную поверхность, суммарное количество тепла, излучаемого звездой, много выше, чем у большинства нормальных звезд.

Синтез гелия дает гораздо меньше тепла, чем синтез водорода, поэтому запас гелия в звезде исчерпывается гораздо быстрее, нежели запас водорода. Продукты синтеза гелия могут продолжать ядерные превращения и дальше, но вся энергия синтеза гелия не составляет, пожалуй, и одной двадцатой части синтеза водорода, между тем красный гигант продолжает излучать энергию с ужасающей расточительностью.

Это означает, что стадия красного гиганта долго длиться не может, в звездном, конечно, масштабе. (В масштабе человека это большой срок, ведь эта стадия может длиться один-два миллиарда лет.) Вот почему в небе относительно редко сталкиваешься с красным гигантом. Большинство звезд либо еще не достигло стадии красного гиганта, либо уже эту стадию миновало. В галактике. красных гигантов всего около 1 %, т. е. примерно 2,5 млрд, и, конечно, в нашем районе Галактики мы можем видеть только часть их, хотя, если б не пылевые облака, они должны были бы видеться на очень больших расстояниях.

Ядра в центре красного гиганта продолжают слияние до тех пор, пока температура там уже не станет достаточно высокой для новых ядерных превращений. Температура в самых крупных звездах может подняться чрезвычайно высоко, но даже при этом синтез может идти только до образования ядер железа.

Появление ядер железа – это уже тупик. Вне зависимости от того, разбиваются ли ядра железа на более мелкие или, напротив, сливаются в более крупные ядра, никакой энергии при этом не возникает.

В любом из этих случаев энергия должна подводиться извне. Мы можем считать, что ядра железа – это окончательный «шлак», оставшийся от реакций синтеза в недрах звезды. Достигло ли ядро красного гиганта температуры, за которой его масса уже не в состоянии удержать себя, или в нем уже начался синтез ядер железа – конец один: ядерный пожар угасает и уже ничто не может удержать звезду в расширенном состоянии в борьбе с собственной силой тяготения. И она «опадает» (коллапсирует), притом очень быстро.

При катастрофическом сжатии (коллапсе) звезда нагревается, и часть водорода, еще остающаяся на ее поверхности, может получить нагрев и сжатие, достаточные для вспышки ядерного синтеза. Происходит взрыв, при котором часть звездного вещества выбрасывается в пространство, и вокруг коллапсировавшей звезды может возникнуть расширяющаяся сфера газа и пыли.

Некоторые из видимых нами звезд находятся именно в таком состоянии. Расширяющаяся газовая сфера подсвечивается звездой, и мы можем наблюдать ее, особенно хорошо по краям, где луч зрения проходит через ее наибольшую толщину. Опавшая звезда выглядит так, словно она окружена дымчатым кольцом.

Газопылевые облака, встречающиеся в межзвездном пространстве, называются «небула» (от латинского слова «облако»). Когда такое облако, или туманность, имеет вид кольца, обволакивающего звезду и напоминающего орбиту планеты, мы называем его планетарной туманностью. Известно ~1000 планетарных туманностей, наиболее знаменитая из них туманность Кольцо в созвездии Лиры.

В центре каждой планетарной туманности помещается очень горячая бело-голубая звезда (предположительно вновь образовавшийся белый карлик), излучение которой продолжает выталкивать заряд газов наружу, в пространство. Этот газовый заряд становится по мере расширения все тоньше и слабее, пока наконец не исчезнет в необъятно рассеянной газопылевой среде межзвездного пространства. По прошествии, может быть, 100 000 лет на сцене останется один белый карлик, лишенный последних следов своего туманного ореола, – та стадия, в которой и пребывает теперь Сириус В.

Теперь внутри белого карлика нет никаких ядерных превращений, и потому он навсегда лишен источника тепла. Очень медленно, с течением веков, он остынет. К тому же он излучает так мало света, что перестает быть заметным и становится черным карликом. Однако Вселенная, по-видимому, не так стара, чтобы в ней было много черных карликов, если они вообще существуют.

ДВОЙНЫЕ ЗВЕЗДЫ И КОЛЛАПС

Теперь, кажется, самое время полюбопытствовать, что же происходит со звездой, когда она становится новой.

Когда коллапсирует красный гигант, то при сжатии водорода в наружных слоях возникает вспышка света. Не должна ли эта вспышка света и означать появление новой?

Ведь при взрыве звезды происходит выброс газа и пыли, а разве не такой выброс наблюдался в Новой Персея и Новой Орла?

Фактически нет.

Исследователи предновых звезд (немногие, кому это удалось) показывают, что эти новые не были красными гигантами. Мало того, после того как новая потускнела и вернулась к своему первоначальному состоянию («постновая»), она не стала и белым карликом. В обоих случаях, и до, и после вспышки, такая звезда – это скорее звезда главной последовательности, может быть, чуть ярче и чуть горячее, чем Солнце.

Чтобы решить эту головоломку, давайте вспомним, что большинство звезд – члены двойных систем. А раз так, мы вправе спросить: что происходит, когда один из членов пары подходит к концу своего пребывания в главной последовательности, раздувается до красного гиганта, а затем сжимается в белый карлик, в то время как другой член этой пары остается на главной последовательности?

Оба члена двойной системы почти наверное образовались одновременно, и крупнейший из них должен раньше сойти с главной последовательности и, следовательно, быть одним из двух, кто первым превратится в белый карлик.

Однако белый карлик Сириус В, знакомый нам лучше других, кажется, опровергает такое мнение. Сириуса В уже нет в главной последовательности, хотя по массе он всего в 1,05 раза больше Солнца, а Сириус А, масса которого в 2,5 раза превышает солнечную, все еще значится в этой последовательности. Как объяснить эту аномалию?

Самый разумный вывод состоит в том, что Сириус В сначала действительно был более крупной звездой и потому первым вошел в стадию красного гиганта. Когда он, будучи красным гигантом, кончил коллапсом, значительная часть его массы была выброшена в пространство. В итоге та его часть, которая в конце концов сжалась в белый карлик, оказалась значительно меньше, чем была изначально.

С другой стороны, солидная доля вещества, выброшенного наружу при коллапсе Сириуса В, оказалась, по-видимому, захваченной Сириусом А, отчего последний стал тяжелее, чем был вначале. (Это означает, что долговечность Сириуса А как звезды в главной последовательности была тем самым сильно укорочена.)

Казалось бы, ничто не указывает на то, что в паре Сириусов когда-то образовалась новая. Но дело даже не в этом: идея переноса массы от одного члена пары к другому оказалась заслуживающей самого серьезного внимания. Ключевое открытие в области новых, приведшее к современному пониманию этого феномена, было сделано в 1954 г.

К тому времени постновые звезды весьма тщательно изучались, и одно из открытий свидетельствовало о том, что многие из них как будто мерцают. Они давали быстрые, едва заметные изменения света, совсем непохожие на устойчивое, ровное свечение обычных звезд. Естественно, астрономы искали хоть что-то, что отличало бы постновые от обычных звезд, и это мерцание вселяло какую-то надежду.

Одна из звезд, оказавшихся в поле внимания наблюдателей, была Новая Геркулеса или, точнее, бывшая новой за двадцать лет до того, а потом получившая название DQ Геркулеса.

В 1954 г. американский астроном Мерл Уолкер обнаружил, что к мерцанию звезды еще примешивается определенное потускнение, длящееся один час, за которым следует просветление до исходного уровня. Дальнейшее наблюдение показало, что это потускнение происходит периодически, каждые 4 ч 39 мин. Выходило, что DQ Геркулеса была затменной двойной звездой, каким был Алголь, факт существования которого никто не мог предвидеть.

Причина, по которой этого не заметили раньше, крылась в том, что упомянутые изменения света были так незначительны, а период настолько краток, что никто не был готов к такому быстрому повторению изменений и потому за ним не следили. По сути, когда DQ Геркулеса была признана двойной звездой, она имела самый короткий период, зарегистрированный к тому времени для звезд такого типа.

Это означало, что звезды этой пары вращались вокруг общего центра масс с невероятной скоростью, что, в свою очередь, говорило об их чрезвычайной близости друг к другу. (По самой точной оценке, выполненной в наши дни, центры масс обеих звезд DQ Геркулеса разделяет чуть более полутора миллионов километров (примерно 900 000 миль). Если бы эти звезды были размером с наше Солнце, они бы соприкасались!)

Была ли эта близость простым совпадением?

Неужели тот факт, что DQ Геркулеса была очень тесной парой, не имел никакой связи с тем, что она недавно была новой? Единственное, что можно было сделать, – это исследовать другие постновые.

Не являются ли и они очень тесными парами? Из десяти постновых, изученных Робертом П. Крафтом, коллегой Уолкера, семь имели несомненные признаки большой компактности.

Конечно, такое совпадение, при котором все двойные системы будут видны с ребра, т. е. смотреть в затылок друг другу и затмевать друг друга, очень маловероятно, тем не менее постновые, которые не обнаруживали никаких признаков затмения, при тщательном изучении их спектральных линий оказывались близкими парами. Сверхтесные двойные звезды очень редки, очень редки и новые. Такое множество парных звезд одновременно (и новых, и сверхблизких) не может быть объяснено простым совпадением. Здесь должна быть какая-то связь!

Вскоре был обнаружен еще один факт. Постновые выглядели вполне заурядными звездами в главной последовательности, но тщательное изучение их спектра выявило дополнительное присутствие маленьких, раскаленных добела звезд, которые, судя по всему, должны быть белыми карликами. Другими словами, похоже, что все постновые – это сверхблизкие пары, одна из которых – белый карлик.

Так вот почему в ходе затмения таким незначительным было изменение яркости! Когда белый карлик становится против своего «нормального» компаньона, он практически собой его не заслоняет, и поэтому большого снижения общей яркости сравнительно с той, когда обе звезды сияют свободно, не происходит. Когда компаньон оказывается напротив белого карлика, он полностью заслоняет эту звезду, чья полная яркость, как бы раскалена она ни была, в общем невелика. Следовательно, и в этом случае потеря общей яркости незначительна.

Через соединение в сверхтесной двойной системе белого карлика и звезды главной последовательности астрономы сумели добраться до причин, приводящих к образованию новой.

Сначала сверхтесная пара состоит из двух звезд главной последовательности. Более массивная из них (А) в конце концов становится красным гигантом. По мере того как этот гигант раздается вширь, он становится таким огромным, что начинает касаться своего компаньона (В), который захватывает часть внешних покровов А, делаясь таким образом более массивным, но тем самым менее долговечным. Со временем А кончает коллапсом, сжимаясь в белый карлик, а В продолжает свое теперь укороченное пребывание в главной последовательности.

Довольно скоро (в масштабах жизни звезды) В переходит на ядерное горючее и начинает расширяться. Еще до того, как это расширение примет свои крайние формы и В станет подлинным красным гигантом, его внешние слои окажутся настолько близки к белому карлику А, что часть вещества В начнет «переливаться» в зону гравитационного влияния А. Ранее, когда все шло наоборот, вещество А сталкивалось с поверхностью В, так как обе звезды были нормальными. Теперь вещество В с поверхностью А не сталкивается, потому что А – белый карлик и, конечно же, очень маленький. Но теперь вещество В втягивается в орбиту белого карлика А, образуя диск аккреции.

Такое название он получил вот почему. Вещество перемешивается на орбите благодаря взаимным столкновениям частиц и атомов, так что в результате внутреннего трения часть его теряет энергию и опускается в сторону белого карлика. Эти порции вещества, медленно снижаясь по спирали, как бы накручиваются на маленькую звезду, и белый карлик постепенно растет за счет массы материала, наращиваемого его поверхностью (отсюда и название «аккреция», или «наращивание»).

Несмотря на то что водород в сердцевине В иссяк и В, расширяясь, переходит в стадию красного гиганта, внешние насквозь пористые слои звезды все еще почти сплошь состоят из водорода. И белый карлик А, у которого почти нет собственного водорода даже в наружных слоях, медленно, но верно собирает водород, отбирая его у своего компаньона.

Водород, достигающий поверхности белого карлика, снимается под влиянием большой поверхностной гравитации этой крошечной звезды и, как следствие, нагревается. Водорода поступает все больше и больше, и он начинает нагреваться. Постепенно температура достигает критической точки, при которой начинается водородный ядерный синтез, и поверхность белого карлика нагревается еще сильнее.

Наконец нагревание достигает такого уровня, что ядерная реакция вспыхивает уже и в диске аккреции. При этом возникает колоссальная вспышка света, сопровождаемая многими видами излучений, и верхние слои аккреционного диска выталкиваются за пределы гравитационного поля белого карлика.

Именно эту колоссальную вспышку света мы и видим с Земли как новую звезду, а часть аккреционного диска, отторгнутая при вспышке, – это облако пыли и газа, кольцом расходящееся вокруг постновой.

Процесс ядерного синтеза постепенно затихает, ядерная активность прекращается, и долгий период времени поверхность белого карлика остывает. Затем все начинается сначала, водород, утекая со звезды В, медленно восстанавливает аккреционный диск.

По прошествии какого-то времени происходит новый взрыв. Так новая может взрываться несколько раз, прежде чем звезда В завершит свое расширение и сама будет готова сгуститься в белый карлик. (Известны парные звезды, в которых обе звезды белые карлики, и тогда, если они далеки друг от друга, ни одна из них, пожалуй, никогда не станет новой, потому что в этом случае невозможен переход материи с одной звезды на другую.)

В большинстве случаев первый взрыв новой – самый яркий, в результате о таких новых говорят «девственная новая». Новая Персея, Новая Орла и Новая Лебедя были, вероятно, такими «девственницами».

Второй взрыв может произойти, видимо, не раньше чем через 20 000 лет, и он будет менее ярким. Последующие вспышки все менее и менее значительны. Сам белый карлик способствует интенсивности реакции новой. Белый карлик имеет на поверхности тяжелые ядра – атомы углерода, азота и кислорода, и небольшие их количества могут смешиваться с поступающим водородом. Тяжелые ядра стремятся ускорить выгорание водорода.

Если с водородом смешивается более среднего количества этих тяжелых ядер, то ядерный костер охватывает водородную оболочку особенно быстро, вызывая очень яркую начальную вспышку и следом очень быстрое затухание.

Если углерод, азот и кислород вступают в реакцию сравнительно в малых количествах, то начало реакции идет относительно медленно; последующая вспышка уже не так ярка, а затухание более плавно. Вот почему новые бывают быстрые и медленные.

Итак, условия для образования новой весьма жестки. Неудивительно поэтому, что только немногим звездам галактики удается пройти этот конкурс. Для этого требуется двойная звезда, притом звезда сверхтесная. По сути говоря, наше Солнце тоже не прошло бы такого конкурса. Оно не является частью сверхтесной двойной системы, оно не является частью никакой двойной системы.

С течением времени, может быть через 5 млрд. лет или больше, Солнце истратит весь свой водород, тогда начнется выгорание гелия. С этого момента оно начнет расширяться, превращаясь в красный гигант, и со временем сожмется в белый карлик.

ГЛАВА 4
ЗА ГАЛАКТИКОЙ

Не все новые – сверхблизкие двойные звезды, включающие белый карлик. Пожалуй, одна из тысячи является исключением, но здесь перед нами явление совсем другого порядка и, чтобы понять его, мы должны будем расширить наш охват Вселенной.

Когда впервые стало ясно, что наблюдаемые на небе звезды есть часть системы постоянной формы и определенного размера – Галактики, большинство астрономов приняло как само собой разумеющееся, что она (Галактика) включает все или почти все существующие звезды. Словом, Галактика – это все, что есть в мире, то есть Вселенная.

Считалось, что единственные объекты, которые можно рассматривать как лежащие вне Галактики, – это Магеллановы Облака. (Они находятся на южном небосклоне и невидимы в наших широтах.)

Первыми европейцами, увидевшими и описавшими их, были моряки экспедиции Магеллана (1480–1521), плывшего на восток западным путем. Чтобы достичь Дальнего Востока, Магеллану нужно было пройти вдоль Американского континента, и потому ему пришлось заплыть далеко на юг, где он и нашел проход, известный теперь как пролив Магеллана. В тех отдаленных южных широтах Магеллановы Облака видны высоко в небе.

Магеллановы Облака – это два неясных световых пятна, выглядящие так, будто это небольшие, обособленные участки Млечного Пути. В силу этой их обособленности вполне могло показаться, что участки эти не принадлежат Млечному Пути, образующему своего рода галактический обод.

С течением времени постепенно выявлялась истинная картина Магеллановых Облаков, которые оказались состоящими из огромного скопления тусклых звезд, точно таких же, как и наш Млечный Путь.

Позднее стало ясно, что Большое Магелланово Облако удалено от нас на расстояние 47 500, а Малое – на расстояние 50 500 парсек. Оба они далеко за пределами Галактики. Оба они гораздо меньше, чем наша Галактика. Если Галактика насчитывает приблизительно 250 млрд. звезд, то Большое Магелланово Облако может иметь всего лишь 10 млрд., а Малое – не более двух миллиардов звезд.

Магеллановы Облака можно было рассматривать как маленькие галактики – спутницы нашей Галактики, которые теперь следовало отличать от других структур типа Галактики Млечный Путь.

Утверждали, что Магеллановы Облака каким-то образом оказались оторванными и оба они вместе с Галактикой Млечный Путь образуют единую гравитационно связанную систему, подобно тому как единое целое образует система Земля – Луна.

Тогда возник вопрос: а есть ли что-нибудь дальше, за пределами системы Млечный Путь – Магеллановы Облака?

В 1800-х годах лишь немногие астрономы думали утвердительно. Имелся всего один объект, который выглядел так, как будто он мог бы быть звездой и все-таки ею не был.

Но ведь не все, что есть в небе, – звезда или светящийся объект наподобие Млечного Пути или Магеллановых Облаков, можно разрешить в звезды. Есть астрономические объекты совершенно другого рода.

В 1694 г. голландский астроном Христиан Гюйгенс (1629–1695) описал довольно яркий расплывчатый объект в созвездии Ориона, который людям с воображением казался средней из трех звезд, образующих меч гигантского охотника. В телескоп это смотрелось как область светящегося тумана, обволакивающего полузатененные звезды.

Почти сразу все приняли новый объект именно за то, чем он казался. Это была туманность, обширное облако газа и пыли, освещенное изнутри блестевшими в нем звездами. Она получила название туманность Ориона, и мы знаем теперь, что размер ее 9 парсек в поперечнике, а расстояние от нас около 500 парсек. По земным меркам это – тончайшее, разреженнейшее облако, вакуум, недостижимый в наших лабораториях, но широко распространившиеся частицы с расстоянием накапливаются на линии зрения и их число становится достаточным, чтобы затмить находящиеся в туманности звезды.

Существуют и другие заметные светлые туманности. Многие из них своеобразно красивы по цвету и форме. Они обнаружены не только в Галактике; в Большом Магеллановом Облаке есть газовая туманность Тарантул, которая гораздо крупнее, чем туманность Ориона.

Есть туманности темные. Вильям Гершель, вплотную изучавший Млечный Путь, заметил, что имеются участки, где совсем не видно звезд или же видны лишь отдельные светила. Гершель принял это за существующую реальность и решил, что это области неба, в которых звезд вообще не существует. Земле, считал он, случилось расположиться в пространстве таким образом, что земляне могут смотреть в эти пустые бреши, как смотрят, скажем, в туннель. Гершель назвал такие участки «дырами в небесах». К 1919 г. было зарегистрировано уже 182 такие темные области, и скоро стало казаться странным, что в набитой звездами Галактике так много дыр и все они направлены в сторону Земли.

Американский астроном Эдвард Барнард (1857–1923) и немецкий Максимилиан Вольф (1863–1932) независимо друг от друга (в 1890 г.) высказали предположение, что названные темные области – это туманности, которые в отличие от туманности Ориона и ей подобных не светятся, потому что не содержат звезд, которые могли бы осветить частицы пыли.

Такие темные туманности были видны лишь постольку, поскольку находились на одной линии с плотными поселениями звезд, расположенными за ними. Туманности затемняли звезды и являлись глазу как темные, бесформенные тени.

Темные туманности, не имевшие звезд, и светящиеся, включавшие их, – это еще не все туманности, которые можно было видеть на небе. Были и другие, не попадавшие ни в одни из этих классов, представлявшие собой потенциальную загадку. Самая заметная и яркая из них и единственная, видимая невооруженным глазом, выглядит тусклой, несколько расплывчатой звездой четвертой величины. Находится она в созвездии Андромеды и была впервые замечена одним из арабских астрономов. Впервые в телескоп ее наблюдал немецкий астроном Симон Мариус (1573–1624), и именно он обычно упоминается как первооткрыватель туманности Андромеды.

Французский астроном Шарль Месье (1730–1817) был страстным охотником за кометами. В 1781 г. Месье составил каталог неясных объектов, которые не были кометами, но были постоянными обитателями неба и сохраняли неподвижность относительно звездного фона. Свой каталог Месье составил для того, чтобы другие искатели комет не приняли их ошибочно за кометы и не испытали потом разочарования. В перечне Месье туманность Андромеды была 31-я по счету, и впоследствии она стала именоваться М31.

Туманность Андромеды была загадкой, поскольку она не была темной туманностью и все-таки светилась. Однако для ее свечения не было никаких оснований, так как в ее пространствах не существовало никаких звезд. Газопылевое облако, светящееся без звезд, казалось аномалией.

Каталог Месье содержал и другие примеры пятен светящегося тумана при отсутствии малейшего намека на звезды. Иные из них были позднее разрешены как звезды некоторыми астрономами; Гершель, например, доказал, что объекты Месье – это плотные сферические скопления звезд, так называемые шаровые скопления. Однако несколько таких светящихся пятен разрешить как звезды все же не удалось.

По-видимому, если бы удалось найти разгадку туманности Андромеды, то, возможно, она объяснила бы природу и других, менее заметных туманностей. Но что же такое туманность Андромеды?

До конца 1700-х годов на этот вопрос давались весьма противоречивые ответы. Вот одни из них. Причина, по которой в туманности Андромеды не видно звезд, может заключаться в том, что, подобно Млечному Пути или Магеллановым Облакам, эта туманность целиком состоит не из пыли, а из звезд, но из звезд слишком слабых, чтобы быть различимыми.

Если это так, то предполагаемые звезды туманности Андромеды должны быть чрезвычайно тусклыми, так как телескопы хотя и разрешали туманные пятна Млечного Пути и Магеллановых Облаков в массивы слабых звезд, но разрешить в звезды эту туманность они оказались не в состоянии. Даже в самых совершенных телескопах того времени туманность Андромеды выглядела только туманностью.

Вероятнее всего, эта туманность настолько далека, что даже телескопы не могут выявить составляющие ее звезды. И не случайно: эти звезды гораздо слабее, чем звезды более близких объектов, таких, как Млечный Путь и Магеллановы Облака. И если туманность Андромеды на таком колоссальном удалении все-таки видна невооруженным глазом, то это должно быть поистине грандиозное облако.

Такова была точка зрения немецкого философа Иммануила Канта (1724–1804). В 1755 г. он предположил существование «островных вселенных». Позднее, когда было признано существование Галактики, появилось основание думать, что островными вселенными Канта могут быть только другие, очень удаленные галактики (если они вообще существуют).

Идея Канта опередила свое время. Еще в течение полутора веков астрономы не осмелились устремить свои взгляды за пределы Галактики и представить себе существование множества других галактик.

Менее фантастичной и потому более приемлемой для ученых была другая точка зрения, принадлежавшая французскому астроному Пьеру Симону Лапласу (1749–1827). Лаплас в 1796 г. высказал мысль, что Солнечная система первоначально была обширным вращающимся газопылевым облаком, которое медленно сгущалось, выбрасывая кольца газа и пыли, послуживших затем материалом для образования планет. По мере конденсации облака его внутренние области стали настолько горячими, что начали светиться; светились даже периферийные участки, из которых формировались планеты. Так внешние слои облака стали планетами, а центральная часть превратилась в Солнце.

Кант высказал подобное предположение в той самой книге, где говорилось об островных вселенных. Но Лаплас пошел дальше: он указал, что туманность Андромеды может рассматриваться как пример планетарной системы в процессе ее образования. Согласно Лапласу, туманность Андромеды действительно была туманом из газа и пыли, но в центре ее была звезда, только что начинавшая светиться, которая сама еще не была видима, но освещала все вокруг. Поскольку в гипотезе Лапласа в качестве примера использовалась туманность, то ее назвали «туманностной гипотезой».

Если Лаплас был прав, тогда туманность Андромеды как отдельная планетарная система совершенно справедливо должна быть такой большой, как кажется, и, несомненно, являться частью Галактики.

На протяжении всего XIX в. гипотеза Лапласа была общепринятой идеей, лишь очень немногие астрономы (если они и были) принимали сторону Канта.

В тех же 1800-х годах, однако, туманность Андромеды начала «терять» свою уникальность. По мере того как небо прощупывали все более совершенные телескопы, становилось ясно, что существует множество туманностей, которые светятся, но не имеют никаких звезд.